Ia型超新星の起源を探る 東京大学 天文学専攻 M１ 佐藤 裕史 Motivation SN Iaは ・宇宙におけるstandard candle ・Feの供給源 として重要な天文現象の一つ progenitorについて未解決の部分多い 普遍的なprogenitorモデル必要！ 1/16 Type Ia SNe 2/16 Ia型超新星 ・水素・ヘリウムが見えない ・珪素の吸収線 ・生成される鉄族元素量 ・爆発のエネルギー C+O WDの爆発 From http://supernova.lbl.gov/~dnkasen/tutorial/ SD & DD model Single Degenerate model ・伴星 → MS、RG、HeMS ・水素やヘリウムが降着して爆発 Double Degenerate model ・伴星 → (He)CO WD ・WD同士が合体して爆発 3/16 Validties of models progenitorの観測・・・DD ex-companionの観測・・・DD SNRの観測・・・DD CSMの観測・・・DD（SD） UV観測・・・DD SN Rateの観測・・・DD（？） シミュレーション・・・SD（DD） Light curveの計算・・・SD（DD） Binary Population Synthesis・・・DD Super or Sub luminous SN・・・DD（SD） 4/16 Summary of model 5/16 From Howell 2011 (Nature Commun 2 350) 理論,観測合わせるとややDD優勢? Problems of DD 一部のSNではCSM見えている e.g.(SN1604, PTF11kx...) 6/16 DD modelのみでは、 全てのSN Iaの説明は不可能 SN起こせるWD連星が足りない ・合計質量がChandrasekhar質量以上 ・宇宙年齢内に合体可能 シミュレーション上で爆発起こせない ・爆発せずに中性子星に崩壊 (銀河系内では)観測より一桁少ない ※ Badenes et al, 2012 Problems of DD 一部のSNではCSM見えている e.g.(SN1604, PTF11kx...) 7/16 DD modelのみでは、 全てのSN Iaの説明は不可能 SN起こせるWD連星が足りない ・合計質量がChandrasekhar質量以上 ・宇宙年齢内に合体可能 シミュレーション上で爆発起こせない ・爆発せずに中性子星に崩壊 (銀河系内では)観測より一桁少ない ※ Badenes et al, 2012 Accretion Induced Collapse 8/16 伴星が主星に降着→主星表面で炭素に点火→ゆっくり燃えて、最後はNSに崩壊 ※ e.g. Saio & Nomoto 1985, 1998 From Yoon et al 2007(MNRAS, 380, 933) Successful simulation 9/16 Pakmor et al (2012, ApJ, 747, L10) →DD model では初めて典型的なSN Iaの光度曲線再現 Primary mass Secondary mass Particle Initial period Composition 1.1Msun 0.9Msun 10^6 35s C・・・50% O・・・50% Parameter 初期条件はDan et al (2011)と同様 Violent Merger 伴星が主星に降着→降着の途中で主星表面で炭素に点火→SN Ia ※ e.g. Pakmor et al, 2010, 2011, 2012 ホットスポット発生 From Pakmor et al 2012 (2012, ApJ, 747, L10) Light curve 11/16 Spectrum & Physical value Bmax Δm15(B) tmax(B) 56Ni Kinetic energy Theory -19.0 0.95 20.8d 0.61Msun 1.7×10^51erg 12/16 Observation -19.0 0.8～2.0 20d 0.6Msun 10^51erg From Hicken et al 2009 (ApJ,700,331) Result 光度曲線はほとんど一致 特にU-band,R-bandの再現性高い I-bandではピーク以後光度を過剰に見積もっている 近赤外域での光度曲線のダブルピークを再現 Iaの特徴的なスペクトル再現 速度分布を正確に再現 爆発エネルギーなどのパラメーターをよく再現 Problems of model 13/16 主星・伴星の質量 ・今回の組み合わせ以外でのシミュレーション Detonationの発生過程 WDのほとんどは～0.6Msun ・現在の計算機では追跡不可能 NIR域の光度曲線 ・蛍光放射の詳細な取扱いが必要 From Steven et al 2007 Future works Goal ・DD modelの完成(棄却) ・SD・DDの関連性の理解（割合, 観測的な相違） ・他のモデルへの発展(e.g. sub-Chandrasekhar model) SN Iaの起源の理解 To do list ・Pakmor et al (2012)の追試 ・sub-Chandrasekhar modelのシミュレーション ・WD連星系の詳細な観測 ・SD modelの理解(spin-down model) ・detonationの取扱いの改善 14/16 Reference 16/16 Saio, H. & Nomoto, K. 1985, A&A, 150, 21 Leonard, D. C. 2007, ApJ, 670, 1275 Saio, H. & Nomoto, K. 1998, ApJ, 500, 388 Badenes, C. et al. 2007, ApJ, 662, 472 Yoon, S. -C. et al. 2007, MNRAS, 380, 933 Hicken, M. et al. 2009, ApJ, 700, 331 Ruiter, A. J. et al. 2009, ApJ, 699, 2026 Maoz, D. et al. 2010, ApJ, 722, 1879 Dan, M. et al. 2011, ApJ, 744, 17 Gilfanov, M. et al. 2010, Nature, 463, 924 Howell, D. A. 2011, Nature Commun, 2, 350 Hancock, P. et al. 2011, ApJ, 735, L35 Pakmor, R. et al. 2010, Nature, 463, 61 Brown, J. P. et al. 2012, 749, 18 Pakmor, R. et al. 2011, A&A, 528, A117 Bedenes, C. & Maoz, D. 2012, ApJ, 749, L11 Pakmor, R. et al. 2012, ApJ, 747, L10
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